Hvězdárna Valašské Meziříčí
www.astrovm.cz
   


18.06.2018
Opět pozorujeme! – Zákryty

V letošním roce se stalo pozorování zákrytů opět jedním z odvětví našich odborných pozorování. I přes špatné počasí z počátku roku se doposud (za období leden – květen) podařilo „napozorovat“ (tj. nahrát a vyhodnotit) několik úkazů (přehled v tabulce). Tato pozorování nám posloužila k otestování sestavy navržené pro pozorování.

01.06.2018
Další jasný bolid nad Českou republikou večer 26. května 2018

Jen několik dní po jasném bolidu, který byl zaznamenán 23. května 2018 na počátku nautického soumraku nad střední Moravou, zaznamenaly kamery sítě CEMeNt (Central European MetEor NeTwork) 26. května 2018 na počátku astronomického soumraku další jasný a velmi pomalý bolid. Bolid dosáhl absolutní jasnosti -5,2m a jeho atmosférická dráha začala nad severovýchodním cípem Slezska v České republice a skončila nad Slezským vojvodstvím v jižním Polsku.

02.05.2018
Za tajemstvím padajících hvězd: Jasný bolid nad jižním Maďarskem

Cokoliv se šustne nad obzorem, o tom čeští astronomové dobře vědí. A nezáleží na tom, že tentokrát proťal zářící objekt oblohu nad hranicí Maďarska a Chorvatska. Pomocí dálkové radarové detekce, pozorování pomocí monitorů náhlých ionosférických poruch, kamerových systémů a velmi kvalitních spektrografů lze odhalit tajemství jasného objektu za hranicemi České republiky.

Přihlašte se k odběru aktualit AKA, novinek z hvězdárny a akcí:

Více informací o zasílání novinek

Nacházíte se: Úvodní stránka » Odborná činnost » Výsledky pozorování » Pozorování proměnných hvězd – květen 2013

Pozorování proměnných hvězd – květen 2013

Interagující binární systém OO Aql

T. Icli, D. Kocak, G.C. Boz a K. Yakut

V této studii je prezentována analýza fotometrických a spektroskopických dat, taktéž orbitální periody interagující dvojhvězdy s malou hmotností OO Aql. Nová analýza světelné křivky a křivky radiálních rychlostí umožnila přesnější určení parametrů primární a sekundární složky –  M1 = 1.05(±2) Msl, M2 = 0.89(±2) Msl, R1 = 1.38(±2) Rsl, R2 = 1.28(±2) Rsl, log (L1/Lsl) = 0.258 a log (L2/Lsl) = 0.117 a vzdálenost složek byla stanovena a = 3,333 (±16) Rsl. Z těchto dat bylo možné určit vzdálenost systému 136 (±8) pc. Z analýzy vyplývá nárůst periody P/P. = 4x107 let, což může být interpretováno, pokud se jedná o přenos hmoty, rychlostí 5 x 10-8 Msl / rok z méně hmotné složky na hmotnější. Díky nové analýze bylo potvrzeno, že se systém sestává ze složek AB + C + D. Byly zjištěny parametry složek a jejich aktuální stáří 8,6 miliard let.

Jedním ze základních problémů moderní astrofyziky poznání struktury hvězd a evoluce je studium interagujících binárních systémů. Vývoj hvězd v blízkých binárních systémech závisí na několika různých fyzikálních procesech, než například vývoj hvězd podobných Slunci. Jedná se například o ztrátu hmoty v důsledku hvězdné činnosti tedy úniku plazmatu od hvězdy, přenos hmoty mezi hvězdami a to vede ke ztrátě momentu hybnosti. To jsou rozhodující vlivy ve vývoji interagujících systémů. Pokud se v systému vyskytuje třetí, případně čtvrtá složka, tímto způsobem je také ovlivněn vývoj binárního systému.
Pro tuto studii byl vybrán zákrytový systém OO Aql, pro který byly získány přesné parametry a je možné u něho studovat interakci složek a evoluční fázi.
Kontaktní binární systém typu G OO Aql (HD 187 183, V = 9,49mag, B-V = 0,77 mag) objevila v roce 1932 Hoffleitová. V rozmezí let 1968 – 1998 bylo zveřejněno několik prací, které se věnovaly analýze světelných křivek pozorovaných v různých obdobích.
OO Aql má neobvykle vysoký poměr hmotnosti. Spektroskopické studie pořídil Hrivňák v letech 1989, 2001 a Pribula a kol. 2007. Hrivňák (1989) studoval Ca a H čáry, ze kterých určil amplitudu radiálních rychlostí a taktéž motností poměr složek. Hodnota tohoto poměru byla 0,873 ( ± 8). Hrivňák v roce 2001 zpracoval družicová data z IUE a spektrální čáry Mg II h a k. S použitím fotometrických a spektroskopických dat bylo možné odvodit hmotnosti složek M1 = 1,05 (±2) Msl, M2 = 0,88 (±2) Msl a poloměry R1 = 1,38 (±2) Rsl a R2 = 1,28 (±2) Rsl. V roce 2007 pořídil přesné radiální rychlosti Pribula a kol. Z nich bylo možné odvodit hodnoty K1 = 153,03 km/s, K2 = 180,81 km/s, (M1 + M2) sin3i = 1,954 (±19) Msl .
Změny orbitální periody OO Aql byly analyzovány například v pracích Binnedijka (1968), Essama (1992) a Borkovitse (2005). V těchto studiích byl odhalen parabolický průběh, což naznačuje přenos hmoty v systému. Studie Demircana a kol. (1996) pojednává o parabolickém a sinusovém kolísání periody. Autoři zjistili přítomnost třetího objektu na oběžné dráze kolem binárního s periodou 89 let. Z analýzi Borkovitse (2005) vychází oběžná doba třetího objektu na 75 let na dráze s excentricitou 0,06 a určenou minimální hmotností třetího objektu 0,7 Msl .Výsledky uveřejněné v roce 2005 Zaschem ukazují na parabolické a sinusoidální variace způsobené přítomností třetího objektu s periodou 72 let a diskutuje se zde o existenci čtvrtého objektu. 
 Nová pozorování, analyzovaná v této práci, byla pořízena během deseti nocí v červenci až září 2012 pomocí 40 cm dalekohledu Ege University Observatory (EUO). 
Existuje mnoho faktorů, které mohou měnit oběžnou dobu binárního systému. Může se jednat o přenos hmoty v systému, nebo přítomnost dalšího nebo i více těles v systému. Tyto změny jsou zjistitelné na dlouhých časových škálách díky přesným měřením minim. Právě OO Aql je vhodným kandidátem na studium těchto změn. Rozdíl mezi pozorovaným (O) a vypočítaným (C) časem minima u zákrytové dvojhvězdy poskytuje informace o jakýkoliv změnách oběžné doby.
Součástí systému kontaktní dvojhvězdy je i librační bod L1, přes který přetéká hmoty z jedné složky na druhou. To způsobuje nárůst nebo pokles oběžné doby. Tato změna závisí na hmotnostech hvězd. V případě přenosu hmoty, stejně tak existence třetí hvězdy, se projeví O-C diagram v parabolické variaci proložená sinusoidovými variacemi. V případě variací OO Aql se dají očekávat dvojité sinusoidové variace díky přítomnosti čtvrté složky.

Tento druh změny je popsán ve vztahu 1. To a E je počáteční epocha primárního minima a počet cyklů zákrytů. Po je orbitální perioda dvojhvězdy a12, i´, e´a w´ je poloosa, sklon, excentricita a délka periastra zákrytového systému, v´ označuje anomální pozici těžiště (viz Kalomeni a kol. 2007). První dva výrazy v rovnici jsou lineární, třetí výraz představuje parabolickou změnu z důvodu přenosu hmoty a čtvrtý popisuje působení třetího tělesa.



K analýze bylo použito 189 primárních a sekundárních minim získaných fotoelektrickou a CCD technikou. Tyto časy byly pomocí vztahu 1 analyzovány metodou nejmenších čtverců podle základní efemeridy HJDmin = 2438239.720 + 0.5067883 x E, uvedené v práci Demircan a Gurol (1996). Při analýze vizuálních a fotografických minim se ukázal velký rozptyl, tudíž k dalšímu zpracování nebyly použity. S použitím vztahu 1 byla analyzována veškerá dostupná minima s přihlédnutím na přesun hmoty a přítomností třetího tělesa. Rezidua analýzy ukazují sinusoidové variace (obrázek 1b). Poslední výraz ve vztahu 1 byl poté upraven pro analýzu čtvrtého tělesa a provedl se nový přepočet. Obrázek 1 představuje variace O-C diagramu. Obrázek 1a ukazuje účinky přenosu hmoty a zároveň působení dalších dvou těles v systému, obrázek 1b ukazuje pouze změny způsobené čtvrtým tělesem. Obrázek 1c ukazuje rezidua po odstranění všech vlivů. Výsledky jsou uvedeny v tabulce 1. V této tabulce jsou uvedeny parametry pro třetí objekt (hvězda D), tak čtvrtý (hvězda C). Čtvrtá objevená hvězda je blíže k binárnímu systému, proto je označena jako hvězda C, vzdálenější hvězda D. Z analýzy vyplývá, že oběžná doba vnější hvězdy je 52 let, bližší 20 let. Bylo tedy potvrzeno, že OO Aql je vícenásobný systém v sestavě AB + C + D.  

Fyzikální parametry

Z nových spektroskopických pozorování dvojitých čar, určení radiálních rychlostí a vícebarevné fotometrie zákrytové dvojhvězdy OO Aql byly získány přesnější fyzikální parametry. Pro výpočet jednotlivých parametrů složek dvojhvězdy v jednotkách slunečních se uvažuje teplota 5777 K a absolutní magnituda 4,732 mag. Hmotnost primární složky je 1,05 a sekundární 0,89 Msl. Vzdálenost systému vychází na 136 pc (±8). Tato hodnota je o 13% menší než hodnota uváděná v databázi SIMBAD. Absorpce mezihvězdnou látkou byla díky malé vzdálenosti ignorována. Vzhledem k tomu, že úhlová vzdálenost třetí, respektivě čtvrté složky, je 0,138 a 0,074 arcsec a rozlišovací schopnost HST je 0,05 arcsec, je možné, že je v možnostech právě pomocí HST složky pozorovat.

Závěr


Studie je zaměřena analýzu pozorování světelných křivek V,R,a I a měření radiálních rychlostí, které pořídíl Pribula v roce 2007. Výsledky jsou uvedeny v tabulce 2 a 3. K analýze byla využita řada okamžiků minim za posledních 61 let. Přenos hmoty probíhá z hmotnější složky na méně hmotnou rychlostí 5x10-8 Msl za rok. Kolem tohoto systému obíhá hvězda spektrální třídy M jednou za 20 let a druhá podobná Slunci za 52 let. Jedná se tedy o systém AB + C + D.
Tento čtyřnásobný systém je ideální laboratoří na výzkum přenosu hmoty a momentu hybnosti s přítomností dalších hvězd. Obvykle se čtyřhvězdné systémy vyskytují v kombinaci binární + binární (například XY Leo, Yakut a kol. 2003). Vývoj interagujících dvojhvězd je závislý na vývoji jaderných reakcí, přenosu hmoty, ztráty hmoty a ztrátě hybnosti. Účinky se liší v jednotlivých fázích vývoje dvojhvězdy.
Pro analýzu byla použita verze TWIN kódu EV (Eggleton, 1971, Pols et al. 1995, Eggleton & Kiseleva-Eggleton 2002 Yakut A Eggleton 2005), která byla vyvinuta PeterP. Eggletonem. Díky tomuto programu je možné nasimulovat desítky modelů s různými počátečními parametry. Nejlepší shoda s pozorováním byla získána pro model s počáteční periodou 0,63 dne a s hmotnostmi primární a sekundární složky 1,18 a 1,12 Msl, které se začaly vyvíjet před 8,5 mld lety jako polodotykový systém, který v brzké době přešel k dotykovému systému.  



Obrázek 1: Variace O-C diagramu.


Tabulka 1


Tabulka 2


Tabulka 3


Na obrázku 2 je zobrazena závislost teplota – svítivost a hmotnost – poloměr. Vývojová dráha primární složky je zobrazena červeně, sekundární zeleně. Poloměry Rocheových oblastí jsou zobrazeny temně a světle modrou. 

autor: Ladislav Šmelcer


   
Tato stránka je vytištěna z webu www.astrovm.cz
Těšíme se na Vaši návštěvu.
WebArchiv Hvězdárna Valašské Meziříčí, příspěvková organizace, Vsetínská 78, 757 01 Valašské Meziříčí
Příspěvková organizace Zlínského kraje. Telefon: 571 611 928, E-mail: info@astrovm.cz, Vyrobil: WebConsult.cz
Jak chráníme Vaše osobní údaje